Un’informazione quantitativa sulle interazioni Iperone-Nucleone, Iperone-Nucleone-Nucleone e Iperone-Iperone è indispensabile per capire le fasi ad alta densità della materia delle stelle di neutroni. Queste fasi possono influenzare drammaticamente sia le proprietà di equilibrio che quelle di non equilibrio delle stelle di neutroni. Per la maggior parte dei modelli teorici, la presenza di iperoni fa sì che la più grande massa predicibile per una stella di neutroni stabile sia un valore troppo piccolo per essere compatibile con le recenti osservazioni su una stella di neutroni di circa due masse solari. Mentre ci sono indicazioni che questo problema può essere risolto includendo l’effetto di interazioni Iperone-Nucleone-Nucleone, il fatto potrebbe anche segnalare la presenza, nell’interno del nucleo della stella, di una fase non adronica, ovvero di una materia di quark deconfinati. Una grande mole di dati proviene da due tipi di tecniche spettroscopiche ipernucleari complementari: la spettroscopia basata sulle reazioni (con sonde adroniche) e la spettroscopia gamma. Entrambe queste tecniche hanno limitazioni, dovute sia alla limitata risoluzione in energia e alle piccole ampiezze di spin-flip, sia al fatto che esse danno accesso solo a stati ipernucleari sotto la soglia di emissione nucleonica. È ovvio quindi il vantaggio di osservare, per mezzo della spettroscopia (e, e'K +), strutture più complete, fornendo contemporaneamente precise energie assolute di legame.